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Nukleosynthese

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by

Julius Steiglechner

on 31 October 2013

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Transcript of Nukleosynthese

Parameter
Primordiale Nukleosynthese
Astro- und Teilchenseminar
Fazit und Ausblick
frühestes Ereignis, welches messbar ist
Konsistentes Bild durch Beobachtungen und Theorie
-> Physik verstanden
besseres Verständnis über die Lithium-7 Unstimmigkeit
Inhalt
Was ist hier los?

Ausgangssituation
Was passiert hier?

Ablauf
Was sehen wir heute noch?
Beobachtungen
Was ist in der Nussschale?
Resümee
Ausgangssituation
Zeitlicher Ablauf
Beobachtungen
Unsere Nussschale
Was wäre wenn...?

Parameter
Julius Steiglechner
Oliver Wandel
Thermisches Gleichgewicht
Teilchen im thermischen Gleichgewicht
-> häufige Wechselwirkungen
-> Teilchen besitzen thermodynamische Energieverteilung
Bedeutung: ALLE Prozesse stehen im Gleichgewicht

Bedingung: Reaktionen laufen schnell genug ab
Asymmetrie zwischen Baryonen und Antibaryonen
n - p - Gleichgewicht
Betrachten Verhältnis von n zu p:
- im thermischen Gleichgewicht

Universum kühlt aus
Problem: p -> n (1), (2) benötigt kinetische Energie für Ablauf
Warum keine schwereren Elemente?
Erste Elemente
Kosmische Hintergrundstrahlung
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
-> Sonde, die eine Karte der Hintergrundstrahlung im Universum erstellte und die Unregelmäßigkeiten erforschte
unabhängige Übereinstimmung in Eta der CMB und BBN
Deuterium
Licht von weit entfernten Quasaren, welche in Sichtlinie mit Materiewolken stehen -> beim Durchlaufen wird manches Licht absorbiert -> Absorptionslinien -> Kenntnis über Elemente in der Wolke
Quasare sind geeignet aufgrund des hohen Redshifts und der niedrigen Metallizität
Helium-4
Emissionslinien von H II Regionen (ca. 90% H und 10% He)
Gute Überprüfung für BBN, da He-4 sehr stabil ist und größere Abweichungen von 25% nicht begründbar wären
Schwache Wechselwirkung
= Baryonen (Neutronen und Protonen), Elektronen, Positronen, Neutrinos, Photonen (und mögliche Unbekannte?)
Lithium-7
Messungen von metallarmen Sternen im galaktischen Halo
es gibt ein paar Diskrepanzen zwischen den Messungen und den Vorhersagen
Reaktionsrate >> Expansionsrate
Deuterium - Flaschenhals Effekt
Reaktion in beide Richtungen
-> keine schweren Elemente
+ Neutron nicht von seinem Zerfall geschützt
-> n in d geschützt, wenn Rückreaktion nicht
mehr möglich
Deuterium-Freeze out fand jedoch nicht bei
kT = 2.2MeV statt, sondern viel später
Grund ist das hohe Photonen/Baryonen-Verhältnis
es gab auch bei niedrigeren Temperaturen noch genügend Photonen mit E > 2.2MeV, wodurch das Deuterium wieder vernichtet wurde
Temperatur, bei der die Rückreaktion ausfror:
Bei ca. 0,1 MeV wird Deuterium nicht mehr schnell genug vernichtet, steht also für weitere Reaktionen zur Verfügung
-> Neutronen sind geschützt

Zeit bis dahin über Temperatur-Zeit-Beziehung aus Freidmann-Gleichung => t im Bereich von 3min
Neues Verhältnis zwischen Neutronen und Protonen aufgrund des Zerfalls von Neutronen:
Friedmann (flaches Univserum):
Strahlungsdominiertes Universum
Inverse Reaktions-/Stoßzeit
Proportionalität
Masseanteil von Helium-4:
mit:
Teilchenanteil von Helium-4:
Wettbewerb:
thermisches Gleichgewicht
Freeze out
Kein Gleichgewicht
Motivation
Verhältnis von Baryonen zu Photonen
Halbwertszeit freier Neutronen
bestimmt die Anzahl der Neutronen, die zwischen dem Ausfrieren des n-p-Verhältnisses und dem Beginn der Deuteriumproduktion zerfallen
Anzahl der Neutrino Flavors
wird durch die Reaktionen gehalten
beta + - Zerfall
induzierter beta- -Zerfall
Neutronenzerfall
(1)
(2)
(3)
Verhältnis n-p im GG
mit
entspricht einer Temperatur des Universums
Freeze out
Reaktionen (1) und (2) frieren aus.
-> kein Gleichgewichtszustand
Neutronenzerfall (3) startet effektiv
Neutrinos wechselwirken nur schwach
sehr schwach im Vergleich zu starker oder elektromagnetischer Wechselwirkung
wird durch den Austausch von massiver Vektorbosonen W (ca. 80GeV) und Z (ca. 91GeV) vermittelt -> kurze Reichweite
es gibt keine stabilen Kerne mit A=5 oder A=8
niedrige Baryonendichte unterdrückt dreifachen alpha Prozess
C-12 und O-16 -> Coulomb-Barriere wird signifikant
muss eine Asymmetrie gegeben haben, da sich sonst alle Teilchen-Antiteilchenpaare ausgelöscht hätten,
Beobachten keine intensive Gammastrahlung die auf die Annihilation von Materie einer Galaxy mit intergalaktischer Antimaterie folgen würde
Maßgeblich für die Temperatur, bei der Deuterium nicht mehr zerstört wird
-> Metallizität sinkt
-> weniger He-4 kann gebildet werden
-> Neutronen zerfallen länger -> weniger Neutronen
-> Planck-Verteilung ist allgemein höher
-> mehr Photonen mit E > 2,2MeV
Annahme: Mehr Photonen auf ein Baryon
-> Trotz geringerer Temperatur bildet sich kein Deuterium
Wirkt sich auf die Expansionsrate über g* aus
Gäbe es mehr Neutrino Flavors:
-> H würde steigen
-> Freeze out n-p-Verhältnis früher (bei höherem T)
-> effektiver Start der Nukleosynthese früher mit höherem
n-p-Verhältnis
-> mehr Neutronen
-> höhere Metallizität
Wenn die Halbwertszeit kleiner wäre:
-> mehr Neutronen zerfallen
-> weniger Deuterium kann gebildet werden
-> geringere Metallizität
-> weniger Helium-4
TD GG bestimmt alle Parameter
pN in Kürze:
1. T hoch: n : p = 1 : 1
2. T fällt, TD GG verschiebt sich
3. T fällt weiter -> Freeze-Out n : p
-> n-Zerfall effektiv
4. T fällt weiter -> d-Bildung
5. d wird zu He, Rest H
Atom wird ionisiert -> sendet Licht mit charakteristischer Wellenlänge aus -> ionisiertes Atom rekombiniert
"Was mich wirklich interessiert, ist, ob Gott bei der Erschaffung der Welt eine Wahl hatte."
Albert Einstein (1879-1955)
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